S-süreci

Yavaş nötron yakalama süreci veya s süreci veya S-proses, yıldızlarda, özellikle de AGB yıldızlarında meydana gelen nükleer astrofizikte meydana gelen bir dizi reaksiyondur. S-süreci, demirden daha ağır atom çekirdeğinin yaklaşık yarısının oluşturulmasından (nükleosentez) sorumludur.

S-işleminde, bir çekirdek çekirdek, daha yüksek bir atomik kütleye sahip bir izotop oluşturmak için nötron yakalamasına uğrar. Yeni izotop kararlıysa, kütlede bir dizi artış meydana gelebilir, ancak kararsızsa, beta bozunması meydana gelir ve bir sonraki daha yüksek atom numarasına sahip bir element üretir. Süreç yavaştır (dolayısıyla adı), başka bir nötron yakalanmadan önce bu radyoaktif bozunmanın meydana gelmesi için yeterli zaman olması anlamındadır. Bu reaksiyonların bir dizisi, çekirdek tablosundaki beta bozunması kararlı izobarlar vadisi boyunca hareket ederek kararlı izotoplar üretir.

Reaksiyon zinciri boyunca alfa bozunma adımlarının müdahalesi nedeniyle, s-süreci tarafından bir dizi element ve izotop üretilebilir. Üretilen elementlerin ve izotopların nispi bolluğu, nötronların kaynağına ve akışlarının zamanla nasıl değiştiğine bağlıdır. S-proses reaksiyon zincirinin her bir dalı, sonunda kurşun, bizmut ve polonyum içeren bir döngüde sona erer.

S-süreci, birbirini izleyen nötron yakalamalarının hızlı olduğu r-süreciyle tezat oluşturuyor: bunlar, beta bozunumunun meydana gelebileceğinden daha hızlı gerçekleşiyor. R süreci, daha yüksek serbest nötron akışlarına sahip ortamlarda hakimdir; s-sürecinden daha ağır elementler ve nötron açısından daha zengin izotoplar üretir. İki işlem birlikte, demirden daha ağır kimyasal elementlerin göreceli bolluğunun çoğunu oluşturur.

Yıldızlarda s-süreci

S-sürecinin çoğunlukla, önceki nesil yıldızlar sırasında bir süpernova tarafından bırakılan demir çekirdekleriyle tohumlanan asimptotik dev sınıf yıldızlarında meydana geldiğine inanılıyor. Patlayıcı ortamlarda saniyelik zaman ölçeklerinde meydana geldiğine inanılan r-sürecinin aksine, s-sürecinin nötron yakalamaları arasında on yıllar geçerek, binlerce yıllık zaman ölçeklerinde gerçekleştiğine inanılıyor. S-sürecinin izotoplar çizelgesindeki elementleri daha yüksek kütle sayılarına ne kadar yükselttiği, esasen söz konusu yıldızın nötron üretebilme derecesiyle belirlenir. Kantitatif verim, yıldızın başlangıçtaki bolluk dağılımındaki demir miktarı ile orantılıdır. Demir, bu nötron yakalama-beta eksi bozunma dizisi yeni elementlerin sentezlenmesi için "başlangıç materyali" dir (veya çekirdekdir).

Ana nötron kaynağı reaksiyonları şunlardır:

13 6C	+	4 2He	→	16 8O	+	n
22 10Ne	+	4 2He	→	25 12Mg	+	n

Ana ve zayıf s-süreci bileşeni ayırt edilir. Ana bileşen, Sr ve Y'nin ötesinde ve en düşük metalik yıldızlarda Pb'ye kadar ağır elementler üretir. Ana bileşenin üretim yerleri, düşük kütleli asimptotik dev sınıfı yıldızlarıdır. Ana bileşen, yukarıdaki ¹³C nötron kaynağına dayanır. Diğer yandan s-sürecinin zayıf bileşeni, Sr ve Y'ye kadar demir grubu çekirdeklerinden ⁵⁸Fe'ye kadar elementlerin s-süreci izotoplarını sentezler ve büyük çapta helyum ve karbon yakmanın büyük yıldızlarda yer alır. Öncelikle ²²Ne nötron kaynağını kullanır. Bu yıldızlar yok olduklarında süpernova olacaklar ve bu s-süreci izotoplarını yıldızlararası gaza püskürteceklerdir.

S-süreci bazen, "yerel yaklaşım" olarak adlandırılan küçük bir kütle bölgesine yaklaştırılır; bu yöntemle bolluk oranı, s-süreci yolundaki yakın izotoplar için nötron yakalama enine kesitlerinin oranıyla ters orantılıdır. Bu yaklaşım - adından da anlaşılacağı gibi - yalnızca yerel olarak geçerlidir, yani yakındaki kütle numaralarının izotopları için geçerlidir, ancak çıkıntı-uçurum yapısının hakim olduğu sihirli sayılarda geçersizdir.

S-süreci sırasında ortaya çıkması beklenen nispeten düşük nötron akışları nedeniyle (saniyede cm² başına 10⁵ ila 10¹¹ nötron), bu işlem toryum veya uranyum gibi ağır radyoaktif izotoplardan herhangi birini üretme kabiliyetine sahip değildir.

İşlem böylece, en ağır "kararlı" element olan bizmut ve bizmuttan sonraki ilk ilkel olmayan element olan polonyum ile sonlanır. Bizmut aslında biraz radyoaktiftir, ancak yarı ömrü o kadar uzun ki - evrenin şu anki yaşının milyar katı - var olan herhangi bir yıldızın ömrü boyunca etkili bir şekilde kararlıdır. Bununla birlikte, Polonyum-210, 138 günlük bir yarı ömürle bozunarak kararlı kurşun-206'ya dönüşür.

Standart tozda ölçülen s-süreci

Stardust, kozmik tozun bir bileşenidir. Stardust, çeşitli uzun süre ölü yıldızlardan kütle kaybı sırasında yoğunlaşan ayrı katı tanelerdir. Stardust, Güneş Sistemi'nin doğumundan önce yıldızlararası gaz boyunca var olmuştu ve Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde gezegensel yığılma diskinde bulunan yıldızlararası maddeden toplandıklarında göktaşlarında hapsolmuştu. Bugün korundukları meteorlarda bulunurlar. Meteorik bilimciler, alışkanlıkla, bunlardan, preolar tanecik olarak söz ederler. S-prosesi ile zenginleştirilmiş tahıllar çoğunlukla silisyum karbürdür (SiC). Bu tahılların kökeni, tahıl içindeki son derece olağandışı izotopik bolluk oranlarının laboratuar ölçümleriyle gösterilmiştir. S-süreci ksenon izotoplarının ilk deneysel tespiti 1978'de yapıldı s-süreci izotoplarının kırmızı dev yıldızlardan gelen yıldız tozunda neredeyse saf olarak zenginleştirileceğine dair önceki tahminleri doğruladı. Bu keşifler, astrofiziğe ve Güneş Sistemindeki göktaşlarının kökenine yeni bir bakış açısı getirdi. Silisyum karbür (SiC) taneleri, AGB yıldızlarının atmosferlerinde yoğunlaşır ve böylece izotopik bolluk oranlarını o yıldızda var oldukları gibi hapseder. AGB yıldızları galaksideki s-sürecinin ana bölgesi olduğundan, SiC taneleri içindeki ağır elementler, demirden daha ağır elementlerde neredeyse saf s-süreci izotopları içerir. Bu gerçek, bu güçlü presolar taneciklerin püskürtme iyon kütle spektrometre çalışmaları ile defalarca kanıtlanmıştır. Birkaç şaşırtıcı sonuç, içlerinde s-süreci ve r-süreci bolluklarının oranının daha önce varsayılandan biraz farklı olduğunu göstermiştir. Kripton ve ksenonun hapis olmuş izotopları ile de gösterilmiştir ki, AGB-yıldız atmosferlerindeki s-süreci bollukları zamanla veya yıldızdan yıldıza, muhtemelen o yıldızdaki nötron akışının gücüyle veya belki de sıcaklıkla değişti. Bu, günümüzün s-süreci çalışmalarının bir sınırıdır.